XMM - galaktikaklastri Newtoni pilt. Pildikrediit: ESA Pilt suuremalt
ESA röntgenikiirguse vaatluskeskus XMM-Newton lubas teadlastel esimest korda uurida üksikasjalikult galaktikaparvede moodustumise ajalugu mitte ainult ühe suvaliselt valitud objektiga, vaid ka klastrite täieliku representatiivse valimi abil.
Nende massiivsete objektide moodustumise teadmine on universumi mineviku ja tuleviku mõistmise võti.
Teadlased tuginevad praegu oma hästi põhjendatud kujutusele kosmilisest evolutsioonist struktuuri kujundamise mudeliga, kus kõigepealt moodustuvad väikesed struktuurid ja need moodustavad siis suuremad astronoomilised objektid.
Galaktikaparved on teadaolevas universumis suurimad ja viimati moodustunud objektid ning neil on palju omadusi, mis muudavad need suurepärasteks astrofüüsikalisteks laboratooriumideks. Näiteks on nad olulised tunnistajad struktuuri kujunemisprotsessis ja olulised sondid? katsetada kosmoloogilisi mudeleid.
Selliste kosmoloogiliste mudelite edukaks kontrollimiseks peavad meil olema head vaatluslikud arusaamad tüüpiliste klastriproovide üksikute galaktikaparvede dünaamilisest struktuurist.
Näiteks peame teadma, mitu klastrit on hästi arenenud. Samuti peame teadma, millised klastrid on hiljuti kogenud massi gravitatsioonilist suurenemist ja millised klastrid on kokkupõrke ja ühinemise staadiumis. Lisaks on kvantitatiivsete kosmoloogiliste uuringute vajalik eeldus ka täpne klastrimassi mõõtmine, mis viiakse läbi samade XMM-Newtoni andmetega.
Galaktikaparvede kõige hõlpsamini nähtav osa, s.o kõigi galaktikate tähed, moodustavad kogu klastrist ainult väikese osa. Suurem osa klastri vaadeldavast materjalist koosneb kuumast gaasist (10–100 miljonit kraadi), mis on klastri gravitatsioonilise potentsiaaljõu abil kinni. See gaas on inimese silmadele täiesti nähtamatu, kuid temperatuuri tõttu on see röntgenkiirguse kaudu nähtav.
Siit tuleb XMM-Newton. Oma enneolematu footonikogumisvõime ja ruumiliselt lahendatud spektroskoopia võimega on XMM-Newton võimaldanud teadlastel neid uuringuid nii tõhusalt läbi viia, et rutiinselt saab uurida mitte ainult üksikuid objekte, vaid ka terveid esindusproove. .
XMM-Newton toodab röntgenipiltide kombinatsiooni (erinevates röntgenikiirguse energiavahemikes, mida võib pidada erinevateks röntgenkiirguse värvideks?) Ja teeb klastri eri piirkondade spektroskoopilisi mõõtmisi.
Kui pildi heledus annab teavet klastri gaasi tiheduse kohta, näitavad värvid ja spektrid klastri sisemist temperatuuri. Temperatuuri ja tiheduse jaotusest lähtudes on rõhu ja entroopia füüsikaliselt väga olulised parameetrid. saab ka tuletada. Entroopia on füüsilise süsteemi kuumutamise ja jahutamise ajaloo mõõt.
Kaasnevad kolm pilti illustreerivad entroopia jaotuse kasutamist röntgenkiirguses gaas erinevate füüsikaliste protsesside tuvastamise viisina. Entroopia ainulaadne omadus on väheneda radiatiivse jahutusega, suureneda kuumutamisel, kuid püsida kokkusurumise või laienemisega energiasäästu all konstantsena.
Viimane tagab, et fossiilse rekordi mis tahes kuumutamisest või jahutamisest hoitakse isegi siis, kui gaas hiljem muudab oma rõhku adiabaatiliselt (energia säästmise tingimustes).
Need näited on võetud valgust REFLEX-DXL, mis on statistiliselt täielik proov kõige ROSATi kogu taeva uuringus leitud röntgenkiirte helendavate klastrite kohta. ROSAT oli 1990ndatel Saksamaa, USA ja Suurbritannia koostöös välja töötatud röntgenikiirguse vaatluskeskus.
Piltidelt on näha värvusega kodeeritud entroopia jaotust, kus väärtused suurenevad sinisest, rohelisest, kollasest punase ja valgeni.
Algne allikas: ESA portaal
